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Materia oscura
No hubo conmoción inmediata en las calles. Sólo una pequeña banda de científicos estaban participando
y poniendo gran atención a lo que estaba ocurriendo
Sam Treiman 1999. The Odd Quantum (Princeton University Press)
A principios del siglo XX se creía que toda la masa del universo residía en
las estrellas. Un siglo más tarde la situación parece bastante más compleja y
sorprendente, según refleja la tabla a continuación:
Componente
Estrellas
Gas neutro
Gas ionizado
Total de materia bariónica
Neutrinos
Materia Oscura Fría
Constante Cosmológica u otras formas de energía
oscura
Fracción de la masa en función de la densidad
crítica
~ 0.5%
~ 0.5%
~ 3%
~ 4 a 5%
~ 0.1 a 5%
~ 25 a 33%
~ 60 a 72%
Primeras evidencias de materia oscura
Desde los años treinta se sabe que las velocidades peculiares de las galaxias
en cúmulos corresponden a una masa total del cúmulo de aproximadamente
un orden de magnitud mayor que el total de toda la materia luminosa
observada dentro de las propias galaxias. ¿Cómo se sabe esto?. Hay una
maneras simple de hacer una estimación de la masa del cúmulo. La única
fuerza apreciable entre las galaxias de un cúmulo es la gravedad. Cuanto
mayor sea la masa de un cúmulo, las galaxias exteriores estarán sometidas a
una mayor fuerza graviatoria total y por tanto a una mayor aceleración,
alcanzando mayores velocidades. Por tanto, la velocidad media de las galaxias
de un cúmulo es una medida de su masa – El lector puede visualizar este
hecho utilizando esta simulación java–. Este mismo argumento nos permite
calcular la masa utilizando medidas de las mayores velocidades que se
observan en el cúmulo. Éstas no pueden ser mucho mayores que la velocidad
de escape, o en caso contrario las galaxias se habrían alejado del cúmulo.
Siempre por supuesto, una idea simple en astronomía suele estar
acompañada de difucultades observacionales. En este caso, desde luego que
no podemos observar las galaxias moviéndose realmente. Sólo podemos
obtener una instantánea del cúmulo junto con una medida, a través del
desplazamiento doppler, de las velocidades
peculiares de cada galaxia. Pero podría
pasar que las galaxias con velocidades más
elevadas estuvieran realmente escapando del
cúmulo, o que no pertenezcan realmente a
éste, o que simplemente sean galaxias de
fondo atravesando la franja del cielo donde
está el cúmulo.
Evidencias aún más rotundas
También, desde los años sesenta se ha
observado una situación similar en las partes
exteriores de las galaxias espirales y al
menos en algunas elípticas. Si imaginamos una galaxia a modo de Sistema
Solar, con las estrellas girando en órbitas cerradas alrededor del centro donde
se concentra una gran cantidad de masa, cabría esperar entonces que las
velocidad de las estrellas disminuyeran a medida que nos alejamos del centro
siguiendo una ley kepleriana del tipo del inverso de la raiz cuadrada de la
distancia. La representación de la velocidad de rotación frente a la distancia se
denomina curva de rotación. El lector puede visualizar diferentes tipos de
curvas de rotación según la masa central en esta aplicación java.
Sin embargo, las observaciones indican otra cosa. La velocidad parece
mantenerse prácticamente constante hasta el límite observacional externo de
la galaxia, como podemos observar en el ejemplo de la curva de rotación de la
derecha correspondiente a la galaxia NGC3198 (fuente: Berkeley). Sólo
existen dos posibles explicaciones a este fenómeno:
1. Existe una cantidad de materia distribuída de manera diferente a la materia
visible
2. Bien las leyes dinámicas o bien la teoría gravitatoria que aplicamos a esas
escalas no son correctas.
Aunque existe al menos una teoría dinámica alternativa (MOND) y alguna
teoría gravitatoria alternativa (Gravedad Conforme por ejemplo), éstas tienen
algunos problemas y de momento nadie ha encontrado ninguna desviación de
las predicciones de la Teoría General de la Relatividad. Por tanto, antes de
abandonar sin motivos suficientes una teoría consistente de tal éxito
observacional como la Relatividad General tenemos que probar con la
alternativa más simple.
Materia oscura no bariónica
Antes de 1980 se asumía habitualmente que esta "materia oscura" era
materia ordinaria en alguna forma no detectable como gas, estrellas de baja
masa y cadáveres estelares del tipo enana blanca o agujero negro. Sin
embargo, los años ochenta trajeron a escena otra fascinante idea: que la
materia oscura está formada por neutrinos o alguna forma más exótica de
partículas aún no descubierta en los laboratorios de altas energías. ¿Por qué
piensan los cosmólogos en estos tipos de materia exótica?. La razón es que
muchas observaciones convergen a un valor del parámetro de densidad del
orden de un 30% de la densidad crítica. Pero la nucleosíntesis primigénea, es
decir, el modelo de formación de los elementos químicos ligeros en los
primeros instantes del universo, indica que la cantidad de materia bariónica
(aquella formada por protones y neutrones) no puede ser muy diferente de un
4 a 5% de la densidad crítica. El total de materia luminosa visible está por
debajo de esta cantidad, lo que implica que debe haber mucha materia no
detectada en forma de objetos compactos denominados habitualmente
MACHOS (del inglés Objetos Compactos del Halo [Galáctico]). Todo esto
nos lleva a que al menos un 85% de la materia está formada por algún tipo de
materia exótica.
Tipos de materia exótica no bariónica
Neutrinos
La primera partícula que se pensó podía formar parte de esta materia oscura
fue el neutrino. El neutrino es una partícula emitida en la desintegración beta
donde un protón (p) reacciona con un antineutrino (ν−)convirtiéndose en un
neutrón (n) y un positrón (e+) [reaction#1] ó un protón (p) interacciona con
un electrón (e-) para producir un neutrón (n) y un neutrino (ν).
En el Modelo Estándar de la física de partículas, el neutrino es una partícula
que no tiene masa. Sin embargo se pueden hacer modificaciones en la teoría
que permita la existencia de neutrinos masivos de forma que tienen que ser las
observaciones o los experimentos los que decidan cuál es el caso. Al ser el
neutrino una partícula sin masa o tremendamente ligera se mueve a la
velocidad de la luz o a velocidades muy cercanas, lo que los convierte en lo
que se denominan partículas relativistas. Actualmente se denomina a cualquier
tipo de partículas relativistas en cosmología materia oscura caliente (del inglés
Hot Dark Matter ó abreviado HDM)
La nucleosíntesis primigénea establece que el número de tipos de neutrinos
sólo puede ser tres (hecho que confirman los experimentos del CERN) y que
su número actual tiene que ser del orden de unos 115 neutrinos de cada
especie por centímetro cúbico. Teniendo en cuenta que la densidad crítica es
del orden del peso de 2 ó 3 átomos de hidrógeno por metro cúbico, si los
neutrinos tienen que contribuir con algo así como del orden de la densidad
detectada (1/3 de la densidad crítica aprox.) tendríamos que unos 100 millones
de neutrinos tendrían que pesar algo así como un átomo de hidrógeno. Un
átomo de hidrógeno pesa (en unidades de energía) unos 1000 MeV. Por tanto
la masa del neutrino tendría que ser del orden de unos 10 eV para que pudiera
constituir el resto de la masa oscura.
Pero si los neutrinos constituyen la masa dominante de estructuras como
galaxias podemos hacer una nueva estimación de la masa del neutrino de la
siguiente manera: Las galaxias tienen unas masas dinámicas que podemos
deducir aproximadamente del simple hecho de que las estrellas estén unidas
gravitacionalmente al cuerpo de la galaxia. Se debe cumplir entonces que la
energía de ligadura gravitacional (G m M/r) sea como muy poco del orden de
la energía cinética de las estrellas (1/2 m v2), con objeto de que éstas no
escapen de sus órbitas. Por ejemplo, para nuestra galaxia, con el Sol situado a
unos 10 kpc gira con una velocidad de unos 220 km/s implica una masa
mínima de algo más de 5 ×109 masas solares. Los neutrinos son fermiones
(partículas de spin semientero) y el principio de exclusión de Pauli establece
un máximo de densidad de neutrinos del orden de un millón por centímetro
cúbico. Esto establece una masa mínima para el neutrino de unos 30 eV, lo
que es incompatible con el cálculo anterior que establecía un límite superior
de unos 10 eV.
Las medidas del experimento Super-Kamiokande de 1999 indican que la
masa del neutrino es probablemente mucho menor que esta cantidad. La
medidas del CERN ponen un límite superior a la masa del neutrino más
pesado de unos 9 eV. Medidas más recientes estiman la suma de los tres tipos
de neutrinos en algún lugar entre 0.05 y 8.4 eV . Esto implicaría una
contribución escasa a la densidad de materia del universo, situada en algún
lugar entre 0.001 y 0.18 de la densidad crítica.
Las observaciones de la supernova 1987A también son compatibles con la
existencia de tres tipos de neutrinos y con un límite superior de la masa del
neutrino electrónico de unos 25 eV.
Pero hay un
problema más
grave que todo
esto. Cuando
ponemos tanta
masa de neutrinos
en el universo, las
grandes
estructuras
galácticas como
los supercúmulos
tienden a formarse
primero que las
pequeñas
estructuras como
los cúmulos de
galaxias (que se
suele denominar
formación de
Comparación entre la distribución de galaxias observada (c), y una
arriba a abajo), lo simulación numérica de las estructuras galácticas resultantes en un
que contradice las modelo de universo con neutrinos (b) y un modelo de universo con
observaciones que partículas más masivas y lentas (a)
indican una
formación
relativamente
reciente de las
grandes
estructuras (más
compatible con
una formación de
estructuras
jerarquizada de
abajo a arriba).
Además las
concentraciones
de materia en los
grandes
supercúmulos
sería
considerablemente
mayor de lo
observado (ver
modelos de
formación
galáctica para más
detalles).
Materia oscura fría.
Se denomina materia oscura fría (del inglés Cold Dark Matter, abreviada
CDM) a cualquier tipo de partículas relativamente masivas que se mueven a
velocidades mucho menores que la velocidad de la luz. La búsqueda de este
tipo de partículas como parte de la materia oscura tienes dos motivaciones
básicas:
1. Su existencia es una característica general de las teorías de gran unificación
que intentan unificar todas las interacciones a excepción de la gravedad.
2. Su inserción en las simulaciones de la formación de las estructuras
galácticas consigue mejorar la semejanza con los observado (ver comparación
en la figura anterior)
Las partículas que podrían formar la materia oscura fría podrían tener masas
que rondan el Gigaelectrónvoltio e interactuarían sólo a través de la
interacción débil y de la gravedad. Por ello se les suele llamar WIMPs (de
Weak Interacting Massive Particles o partículas masivas débilmente
interactuantes). Algunos de estos tipos de partículas han sido propuestas desde
la teoría pero nunca observadas hasta la fecha.
Energía Oscura
Tanto la Relatividad General como la mismísima gravitación Newtoniana
permiten la existencia de un término que puede producir una repulsión
gravitatoria a gran escala, implicando un universo que podría estar incluso
acelerando su expansión. Lo intrigante del caso es que existe evidencia de que
ésta podría ser de hecho la situación, procedente de tres observaciones
independientes:
1. De la relación desplazamiento al rojo-distancia aplicada al brillo de
supernovas tipo Ia.
2. De las anisotropías de la radiación de fondo cósmico (ver noticia del 10 de
Mayo de 2000)
3. Del estudio estadístico de lentes gravitatorias.
Todos estos estudios indican que esta componente de energía oscura
contribuye con unos 2/3 de la masa del universo, implicando un universo muy
cercano o justo con la densidad crítica, y por tanto de geometría espacial plana
(ver noticia del 11 de febrero de 2003)
¿Qué podría constituir esta energía oscura?. Se están explorando actualmente
dos posibilidades:
1. Constante Cosmológica.
2. Quintaesencia
Detección directa de materia oscura
1. Detectando MACHOS (Objetos Compactos del Halo Galáctico)
Cuando un
objeto compacto
del Halo
Galáctico como
un planeta
gigante, enana
marrón, enana
blanca, etc. pasa
por delante de
una estrella
distante (por
ejemplo situada
en las Nubes de
Magallanes), se
produce un
fenómeno que
denominamos
microlente
gravitatoria,
similar a las
lentes
gravitatorias
producidas por
la interposición
de una galaxia ó
un cúmulo de
galaxias en
nuestra línea de
visión a un
cuásar.
El efecto de interposición de un MACHO produce una concentración de la luz
de la estrella distante que se manificesta como un aumento de brillo.
Teóricamente, si el MACHO y la estrella están prácticamente alineados en la
línea de visión desde la Tierra se forma un anillo luminoso alrededor del
objeto formado por todos los rayos de luz que convergen en el observador.
Este anillo de denomina de Einstein
El radio del anillo de Einstein RE depende de la masa M del objeto y de las
distancias L a la estrella y l al MACHO (ver figura)
RE = 2/c Raiz [G M L x (1-x)]
Donde c es la velocidad de la luz, G la constante de gravitación universal y
x = [distancia la Macho] / [distancia a la estrella] = l / L
El factor de amplificación A viene dado por A = ( u2 + 2 ) / (u (u2+4)½)
con u = [parámetro de impacto] / [radio del anillo de Einstein] = r / RE
y es típicamente del orden de 1 a 1,5 magnitudes para estrellas de la Gran
Nube de Magallanes.
El tiempo que
dura el evento
está
relacionado con
la masa del
MACHO
implicado; Para
estrellas de la
Gran Nube de
Magallanes es
del orden de
media hora si el
MACHO
interpuesto se
trata de un
cuerpo de masa
planetaria, unas
3 semanas si se
trata de un
enana marrón y
de 5 a 8
semanas si se
tratara de una
enana blanca.
Es
importante
señalar que el
problema de
conocer los
parámetros que
intervienen en
el fenómeno de
microlente
gravitatorioes
un problema
mal definido,
porque en
principio
existen infinitas
configuraciones
de objetos que
podrían llevar a
la misma curva
de luz. El
problema sólo
queda definido
cuando
hacemos
Curvas de luz teóricas para un fenómeno de microlente de una estrella
perteneciente a la Gran Nube de Magallanes producida por un MACHO con
una masa 100 veces menor que la del Sol y una velocidad transversal vr de
200 km/s. La curva de arriba es para un parámetro de impacto r igual la
mitad del radio del anillo de Einstein y la de abajo para un parámetro de
impacto igual al radio del anillo de Einstein. -Δm representa la variación de
magnitud de la estrella durante el evento.
Las
conclusiones
básicas que se
pueden extraer
de las
observaciones
de estos tres
proyectos son:
1. Varios
eventos
correspondientes
a microlentes
gravitatorias han
sido observados.
La
independencia
de las curvas
con el color
demuestran que
la interpretación
de microlente Uno de los eventos detectados por el proyecto MACHO. Las curvas de luz con filtro
gravitatoria de azul (blue) y con filtro rojo (red). Fuente: The MACHO project.
las curvas de luz
es perfectamente
factible.
2. El número de
eventos
observados
implica que el
halo galáctico
no puede estar
formado
enteramente de
MACHOs de
masa subestelar.
3. Parece de
nuevo inevitable
la existencia de
materia no
bariónica en
nuestra galaxia.
2. Detectando WINPS (Partículas masivas de interacción débil)
Nadie ha detectado todavía una WIMP, pero su existencia está bien
motivada por dos razones básicas
1. Las observaciones de la estructura del universo a gran escala y de las
propias galaxias como la nuestra parecen implicar la existencia de materia no
bariónica de manera inevitable
2. Las teorías de gran unificación predicen la existencia de gran número de
partículas exóticas que interaccionan con el resto de la materia sólo a través de
la interacción débil y de la gravedad con masas del orden de algunos GeV
hasta algunos cientos de GeV.
WINPS podrían haber sido producidas en el universo temprano en reacciones
del tipo
positrón+electrón→ WIMP + anti WIMP
+
e+ e- → X X
+
Por supuesto que también se aniquilarían vía la reacción inversa X X →e+ eEl número de WIMPs que podrían atravesar un detector es bastante grande,
del orden de un millón por cm2 de superficie del detector y por segundo para
WIMPs de 1 GeV, disminuyendo la cantidada proporcionalmente a la masa de
la partícula. La dificultad principal reside en que estas partículas, en caso de
existir, interaccionarían muy débilmente con la materia produciendose pocos
eventos de baja energía (unos pocos keV). Es exactamente el mismo problema
que para la detección de neutrinos y así uno necesita construir detectores con
gran cantidad de material.
Existen dos peculiaridades que podrían intentar ser detectadas.
1. Variación del orden del 10% en la cantidad de interacciones con una
periodicidad anual, debida al movimiento de traslación de la Tierra.
2. Variación asimétrica del orden del 50% en la dirección del flujo de WIMPs
debida al movimiento del Sol a través del halo galáctico.
Existen varios proyectos en funcionamiento que son teóricamente capaces de
detectar estas variaciones e incluso algunos son sensibles a propiedades de la
partícula interactuante. Algunos de estos experimentos son:
DAMA
EDELWEISS
CDMS
CRESST
UKDMC
PICASSO
GENIUS
HDMS
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